ASTÉROÏDES

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Les astéroïdes Aten, Apollo et Amor

Parmi les astéroïdes de notre système solaire, il existe une population bien singulière dont la principale caractéristique est de se mouvoir sur des orbites qui s'approchent de l'orbite de la Terre ou même la croisent. En 2007, un peu plus de 4 500 de ces petits corps, appelés aussi N.E.A. (selon la dénomination anglaise Near-Earth Asteroids), répartis en trois groupes (Aten, Apollo et Amor) en fonction de leurs caractéristiques orbitales, ont été découverts. Le plus gros d'entre eux a un diamètre de quelque 40 kilomètres, bien plus petit que celui des astéroïdes de la ceinture principale, dont les diamètres vont jusqu'à 1 000 kilomètres, et une estimation statistique montre qu'il existe au moins 2 000 corps de dimension supérieure à 1 kilomètre. À la suite de perturbations gravitationnelles avec les planètes, les N.E.A. peuvent entrer en collision avec la Terre et représentent donc une menace. En effet, cette population est responsable de la plupart des impacts terrestres de corps de taille supérieure à 1 kilomètre. Mais ces objets présentent aussi des intérêts scientifiques plus subtils. Ce sont pour la plupart des fragments de gros astéroïdes, et ils peuvent donc apporter des informations sur les processus de collisions dans la ceinture des astéroïdes, qui ont transformé une population de planétésimales en une population d'astéroïdes. Enfin, puisque les astéroïdes se sont formés en même temps que les planètes, les N.E.A. doivent contenir des échantillons de la matière primordiale du système solaire. La connaissance de la composition minéralogique de ces objets constitue donc un des chaînons essentiels pour bâtir un scénario satisfaisant de la formation des planètes. L'étude de leur évolution dynamique et de leurs caractéristiques physiques est récente, car elle nécessite des ordinateurs très puissants et fait appel à de nouvelles techniques d'observation.

La difficulté majeure à laquelle est confrontée l'étude de ces astéroïdes provient du fait qu'ils subissent des rencontres proches avec les planètes qui rendent leurs évolutions chaotiques sur des échelles de temps très courtes. Par conséquent, aucune prédiction de leurs évolutions ne peut être effectuée sur des temps plus longs que cent ans environ. Néanmoins, l'utilisation des techniques modernes de la mécanique céleste a permis de lever le voile sur les différentes évolutions possibles de ces petits corps et de mettre en évidence les différents types de mécanismes dynamiques qui peuvent les affecter, ainsi que leurs effets.

Classification des N.E.A.

Dans un problème à deux corps, l'orbite du second corps par rapport au premier est représentée par six paramètres constants qui déterminent la dimension et la forme de l'orbite (demi-grand axe a et excentricité e), l'orientation du plan de l'orbite par rapport à un plan de référence (inclinaison i et longitude du nœud Ω), l'orientation de l'orbite dans son plan (argument du périhélie ω), la position de l'objet sur son orbite (souvent repérée par un angle, l'anomalie moyenne M). Ces paramètres constants s'appellent les éléments osculateurs du mouvement à un instant considéré. Mais, lorsqu'un système gravitationnel fait intervenir plusieurs corps massifs, les perturbations mutuelles de ces corps provoquent des variations de leurs orbites. Ainsi, les planètes de notre système solaire se perturbent mutuellement de manière gravitationnelle et ces perturbations se traduisent par des rotations très lentes (séculaires) de leurs angles orbitaux. La précession du périhélie (repéré par sa longitude ̄ω = ω + Ω) caractérise le mouvement de rotation de l'orbite dans son plan et la précession du nœud (repéré par sa longitude Ω) celui de l'orbite dans l'espace. Les planètes exercent aussi des perturbations séculaires sur tout petit corps en orbite autour du Soleil, induisant deux mouvements de précession associés l'un à la longitude du périhélie ̄ω, l'autre à la longitude du nœud Ω. De plus, elles provoquent des perturbations à courtes périodes qui proviennent des combinaisons non commensurables entre les angles rapides (les anomalies moyennes) de leurs orbites et de celles des petits corps.

La théorie des perturbations s'intéresse à l'étude de l'évolution des orbites képlériennes dites osculatrices (instantanées), c'est-à-dire celles que les objets étudiés suivraient si, à l'instant considéré, les perturbations provoquées par les autres corps étaient subitement nulles. Ces orbites sont donc fonction de l'instant considéré et changent au cours du temps. Dans la suite, nous nous intéresserons aux évolutions des orbites osculatrices des N.E.A. et ce qualificatif sera omis.

Les N.E.A. sont classés, suivant les caractéristiques de leurs éléments orbitaux actuels, en trois groupes appelés Aten, Apollo et Amor ; les deux premiers croisent l'orbite de la Terre. Les Aten sont des astéroïdes dont le demi-grand axe orbital est inférieur à celui de la Terre (a < 1 ua) et dont la distance aphélique Q = a (1 + e), où e est l'excentricité, est supérieure à 0,983 ua (valeur de la distance périhélique moyenne de la Terre). Les Apollo ont un demi-grand axe a supérieur à 1 ua et une distance périhélique q = a (1 — e) inférieure à 1,017 ua (valeur de la distance aphélique moyenne de la Terre). Enfin, les Amor ont un demi-grand axe a supérieur à 1 ua et une distance périhélique q telle que 1,017 < q < 1,3 ua ; ils passent donc à l'intérieur de l'orbite de Mars (= 1,53 ua) mais ne recoupent pas celle de la Terre.

Ainsi, les Amor sont des objets qui s'approchent de la Terre tandis que les Aten et les Apollo sont des « croiseurs » de la Terre – c’est la raison pour laquelle on les nomme aussi géocroiseurs – qui peuvent même entrer en collision avec elle. Ces définitions sont en fait utilisées pour leur simplicité, car les évolutions des orbites de ces objets sont telles qu'ils peuvent passer d'un groupe à l'autre. L'évolution dynamique de ces petits corps peut en effet être affectée par de nombreux mécanismes avant qu'ils ne terminent leur existence selon quatre manières : un impact avec une planète, une collision destructrice avec un autre petit corps, l'éjection hors du système solaire à la suite d'une rencontre proche avec Jupiter, une collision avec le Soleil.

Ces objets, qui présentent un risque potentiel de collision avec notre planète constituent une population riche et complexe du point de vue des évolutions dynamiques de leurs orbites et suscitent de nombreuses interrogations.

Découverte et observation des N.E.A.

C'est en 1898 que le premier N.E.A. est observé. Il s’agit de (433) Éros, qui appartient au groupe Amor. Avec un diamètre moyen égal à 23 kilomètres, il est aujourd'hui le deuxième plus gros N.E.A. connu, après (1036) Ganymède, dont le diamètre est de 38,5 km. Il a fallu attendre 1932 pour que le véritable premier croiseur de la Terre soit observé. Son nom, (1862) Apollo, fut attribué au groupe ayant les mêmes caractéristiques orbitales. Enfin, (2062) Aten f [...]

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Diversité des astéroïdes

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  • : astronome de première classe à l'Observatoire de la Côte d'Azur
  • : astronome de première classe à l'Observatoire de la Côte d'Azur
  • : astrophysicien à l'Observatoire de la Côte d'Azur, chargé de recherche au CNRS, responsable du groupe de planétologie dynamique du Laboratoire UMR 6202 Cassiopée, CNRS

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Pour citer l’article

Christiane FROESCHLÉ, Claude FROESCHLÉ, Patrick MICHEL, « ASTÉROÏDES », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 01 décembre 2021. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/asteroides/